Primeiro espectro de exoplaneta obtido na luz visível

Com o auxílio do instrumento HARPS montado no telescópio de 3,6 metros do ESO, o principal “caçador” de exoplanetas instalado no Observatório de La Silla no Chile, astrônomos detectaram pela primeira vez de forma direta o espectro visível refletido por um exoplaneta.

© ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger (ilustração do exoplaneta 51 Pegasi b)

Estas observações revelaram também novas propriedades deste objeto famoso, o primeiro exoplaneta a ser descoberto em torno de uma estrela normal: 51 Pegasi b.

O exoplaneta 51 Pegasi b situa-se a cerca de 50 anos-luz da Terra na constelação do Pégaso. Tanto o exoplaneta 51 Pegasi b como a sua estrela hospedeira 51 Pegasi encontram-se entre os objetos que aguardam um nome escolhido pelo público no âmbito do concurso da UAI NameExoWorlds. Foi descoberto em 1995 e será lembrado para sempre como o primeiro exoplaneta confirmado descoberto em órbita de uma estrela normal, como o Sol. Evidenciando que tinham sido detectados anteriormente dois objetos planetários orbitando o meio extremo que circunda um pulsar. É também considerado o arquétipo dos exoplanetas do tipo Júpiter quente, uma classe de planetas que se sabe agora serem bastante comuns, e que são semelhantes a Júpiter em termos de massa e de tamanho, mas com órbitas muito mais próximas das suas estrelas progenitoras.
Desde esta descoberta crucial, foi já confirmada a existência de mais de 1.900 exoplanetas em 1.200 sistemas planetários, no entanto, no ano em que a sua descoberta faz 20 anos, 51 Pegasi b volta à cena para fazer avançar uma vez mais o estudo dos exoplanetas.
A equipe que fez esta nova detecção foi liderada por Jorge Martins do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) e da Universidade do Porto, que atualmente faz o seu doutoramento no ESO, no Chile.

Atualmente, o método mais utilizado para estudar a atmosfera de um exoplaneta consiste em observar o espectro da estrela hospedeira quando este é filtrado pela atmosfera do planeta durante um trânsito, uma técnica chamada espectroscopia de transmissão. Uma aproximação alternativa será observar o sistema quando a estrela passa em frente do planeta, o que dará essencialmente informação sobre a temperatura do exoplaneta.
A nova técnica não depende de um trânsito planetário, por isso pode potencialmente ser usada para estudar muito mais exoplanetas, e permite que o espectro planetário seja detectado diretamente no visível, o que significa que características diferentes do planeta, que não são acessíveis através de outras técnicas, possam ser inferidas.
O espectro da estrela hospedeira é usado como modelo para procurar uma assinatura semelhante, que se espera que seja refletida pelo planeta que a orbita. Trata-se de uma tarefa extremamente difícil já que os planetas são muitíssimo tênues quando comparados com as suas estrelas progenitoras resplandecentes.
O sinal emitido pelo planeta é também muito facilmente diluído por outros pequenos efeitos e fontes de ruído. O desafio é semelhante a tentar estudar o fraco brilho refletido por um inseto minúsculo que voa em volta de uma luz muito distante e brilhante. Perante tal adversidade, o sucesso da técnica utilizada quando aplicada aos dados do HARPS relativos ao 51 Pegasi b, valida o conceito de forma muito valiosa.
Jorge Martins explica: “Este tipo de técnica de detecção tem uma grande importância científica, já que nos permite medir a massa real do planeta e a sua inclinação orbital, o que é essencial para compreendermos completamente o sistema. Permite-nos também estimar a refletividade do planeta, ou albedo, o que pode ser depois usado para inferir a composição tanto da superfície do planeta como da sua atmosfera”.
Descobriu-se que 51 Pegasi b tem uma massa de cerca de metade da de Júpiter e uma órbita com uma inclinação de cerca de nove graus na direção da Terra. Isto significa que a órbita do planeta está orientada quase de perfil quando observada a partir da Terra, embora não esteja suficientemente perto para termos trânsitos. O planeta parece também ser maior que Júpiter em termos de diâmetro e extremamente refletivo. Estas são propriedades típicas de um planeta do tipo Júpiter quente, que se encontra muito próximo da sua estrela progenitora e por isso exposto a intensa radiação estelar.
O resultado promete um futuro brilhante para a técnica utilizada, particularmente com o advento da nova geração de instrumentos, tais como o ESPRESSO, para o Very Large Telescope (VLT), e futuros telescópios como o European Extremely Large Telescope (E-ELT). O ESPRESSO que será montado no VLT e posteriormente instrumentos ainda mais poderosos montados em telescópios muito maiores como o E-ELT, permitirão um aumento significativo na precisão e no poder coletor, ajudando a detectar planetas mais pequenos, ao mesmo tempo que teremos um aumento no detalhe com que poderemos observar planetas semelhantes a 51 Pegasi b.
“Esperamos com impaciência a primeira luz do espectrógrafo ESPRESSO que será montado no VLT, com o qual faremos estudos mais detalhados sobre este e outros sistemas planetários”, conclui Nuno Santos, do IA e Universidade do Porto, co-autor do novo artigo científico que descreve estes resultados.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Peg b”, de J. Martins et al., que foi publicado ontem na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Nuvens estelares coloridas no Cisne

As estrelas podem nascer em ambientes coloridos.

© André van der Hoeven (Nebulosa Gamma Cygni)

Este é um local de nascimento de estrelas rica em gás brilhante e poeira escura na direção da constelação do Cisne, perto da estrela brilhante Sadr. Esta região, que se estende por cerca de 50 anos-luz, é parte da Nebulosa Gamma Cygni que fica a cerca de 1.800 anos-luz de distância.

Em direção à direita da imagem está Barnard 344, uma nuvem de poeira escura e distorcida rica em gás molecular frio. Um muro espetacular de poeira e gás hidrogênio vermelho e brilhante forma uma linha descendo pelo centro da imagem. Enquanto o gás brilhante vermelho é indicativo de pequenas nebulosas de emissão, as áreas em tons azuis são nebulosas de reflexão, onde a luz das estrelas é refletida a partir de grãos de poeira geralmente escuros.

A Nebulosa Gamma Cygni provavelmente não vai durar os próximos bilhões de anos, pois a maioria das jovens estrelas brilhantes vão explodir, a maior parte da poeira será destruída e a maior parte do gás vai se afastar.

Fonte: NASA

Emissões de raios X esculpem a Nebulosa do Capacete de Thor

A cena intensamente colorida a baixo mostra uma gigantesca nuvem de gás brilhante e poeira, conhecida como NGC 2359.

© XMM-Newton/SSRO (Nebulosa do Capacete de Thor)

Ela também é chamada popularmente de Nebulosa do Capacete de Thor, devido aos braços de gás que arqueiam a partir do seu bulbo central e curvam em direção ao topo para esquerda e para a direita da imagem, criando uma forma que lembra muito o capacete alado do deus nórdico.

As cores em neon nessa imagem não são apenas bonitas, elas também nos dizem sobre a composição da nebulosa. As partes brilhantes em azul mostra a emissão de raios X, registradas pelas câmeras EPIC a bordo do observatório espacial XMM-Newton da ESA, enquanto as regiões em vermelho e verde traçam o brilho do hidrogênio e do oxigênio ionizado, como visto pelo Stars and Shadows Remote Observatory South no observatório inter-americano de Cerro Tololo no Chile.

A intensa emissão de raios X detectada pelo XMM-Newton é emanada de uma estrela no centro da nebulosa. Essa estrela é uma Wolf-Rayet denominada HD 56925, e é uma estrela massiva e velha que está empurrando uma grande quantidade de material a uma taxa impressionante: a estrela perde uma massa equivalente ao Sol em menos de 100.000 anos, na forma de um vento estelar que está se movendo a mais de 1.500 km/s.

Esses violentos habitantes têm influenciado a forma estranha da NGC 2359. A nebulosa consiste de uma bolha central circundada por uma teia de filamentos de gás, espessos canais de poeira escura e brilhantes explosões, onde o material é varrido pelo vento estelar e que tem colidido com o gás ao redor disparando ondas de choque através de toda a região.

As parte em azul nessa imagem destacam as regiões mais quentes da nebulosa: a bolha central e a explosão na parte inferior esquerda. Acredita-se que o gás da NGC 2359 alcance temperaturas que variam de poucos milhões a mais de 10 milhões de graus.

Fonte: ESA

Anã branca pode ter destruído planeta passando em sua proximidade

A destruição de um planeta pode as vezes parecer coisas de ficção científica, mas uma equipe de astrônomos encontrou evidências de que isso pode ter acontecido em um antigo aglomerado de estrelas na borda da Via Láctea.

© Chandra/Hubble (aglomerado globular NGC 6388)

Usando um arsenal de telescópios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA, os pesquisadores encontraram evidências que uma estrela do tipo anã branca, ou seja, o núcleo denso de uma estrela parecida com o Sol, que esgotou todo o seu combustível nuclear, talvez tenha destruído um planeta à medida que ele se aproximou dela.

Como poderia uma estrela anã branca, que tem apenas o tamanho da Terra, ser responsável por um ato tão extremo? A resposta é a gravidade.

Quando uma estrela alcança o estágio de anã branca, quase todo o seu material fica empacotado num raio de centésimo do tamanho da estrela original. Isso significa que, em encontros muitos próximos com outros objetos, a força gravitacional da estrela e as forças de marés associadas, causadas pela diferença na força da gravidade no lado próximo da estrela e no lado mais distante são ampliadas. Por exemplo, a gravidade na superfície de uma anã branca é mais de 10.000 vezes maior do que a gravidade na superfície do Sol.

Pesquisadores usando o INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) da ESA, descobriram uma nova fonte de raios X perto do centro do aglomerado globular NGC 6388. Observações ópticas haviam levantado a hipótese de que um buraco negro de massa intermediária, equivalente a centenas de Sóis ou mais residisse no centro do NGC 6388. A detecção de raios X pelo INTEGRAL então trouxe a tona a intrigante possibilidade de que os raios X pudessem ser produzidos pelo gás quente, circulando um buraco negro de massa intermediária.

Nas observações seguintes de raios X feitas pelo Chandra, devido à sua excelente visão, permitiu que os astrônomos determinassem que os raios X provenientes do NGC 6388 não vinham de um buraco negro no centro do aglomerado, mas sim de um local deslocado do centro. Uma nova imagem composta mostra o NGC 6388 com raios X detectados pelo Chandra em rosa e a luz visível detectada pelo Hubble em vermelho, verde e azul, com muitas das estrelas aparecendo em laranja ou branco. Sobrepondo as fontes de raios X e as estrelas próximas do centro do aglomerado, também é possível gerar uma imagem que aparece branco.

Eliminando assim a hipótese de um buraco negro central como a potencial fonte de raio X, a caçada continuou por pistas sobre a verdadeira fonte no NGC 6388. A fonte foi monitorada com o telescópio de raios X a bordo da missão Swift Gamma Ray Burst da NASA, cerca de 20 dias depois de ter sido descoberta pelo INTEGRAL.

A fonte tornou-se mais apagada durante o período de observações do Swift. A taxa com a qual o brilho dos raios X caia estava de acordo com os modelos teóricos de ruptura de um planeta pelas forças de marés gravitacional de uma anã branca. Nesses modelos, um planeta primeiro é puxado para longe da estrela pela gravidade da densa concentração de estrelas no aglomerado globular. Quando esse planeta passa próximo da anã branca, ele pode ser destruído pelas intensas forças de marés da anã branca. Os detritos planetários são então aquecidos e brilham nos raios X à medida que eles colapsam na anã branca. A quantidade observada de raios X emitidos em diferentes energias, está de acordo com as expectativas para um evento de ruptura como esse.

Os pesquisadores estimam que o planeta destruído poderia conter um terço da massa da Terra, enquanto que a anã branca cerca de 1,4 vezes a massa do Sol.

Enquanto que o caso para a ruptura de maré de um planeta não é um evento que seja rico em ferro, o argumento para isso foi fortalecido quando os astrônomos utilizaram dados integrados de múltiplos telescópios para ajudar a eliminar as outras possíveis explicações para os raios X detectados. Por exemplo, a fonte não mostrava algumas das distintas características de um sistema binário contendo uma estrela de nêutrons, como as pulsações ou as rápidas explosões de raios X. Também, a fonte era muito mais apagada nas ondas de rádio para que ela fizesse parte de um sistema binário com um buraco negro de massa estelar.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Peculiaridade extragaláctica

Essa galáxia, denominada ESO 162-17, encontra-se localizada a cerca de 40 milhões de anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação da Carina.

© Hubble (galáxia ESO 162-17)

Olhando rapidamente, ela parece uma galáxia tradicional, com linhas escuras de poeira, e partes com jovens estrelas azuis. Porém, se olharmos mais de perto e em detalhe, essa galáxia pode nos revelar alguns aspectos peculiares.

Primeiro, a ESO 162-17 é o que chamamos de uma galáxia peculiar, uma galáxia que passou por interações com seus vizinhos cósmicos, resultando numa quantidade incomum de gás e poeira, uma forma irregular, ou uma composição estranha.

Um segundo ponto a ser considerado, em 23 de Fevereiro de 2010, os astrônomos observaram a supernova conhecida como SN 2010ae dentro dessa galáxia. A supernova pertence a uma classe recentemente descoberta de supernovas, chamada de Tipo Iax. Essa classe de objetos está relacionada com o tipo melhor conhecido, ou seja, as supernovas do Tipo Ia.

As supernovas do Tipo Ia, surgem quando uma estrela do tipo anã branca acumula massa suficiente de uma estrela companheira ou, raramente, de uma colisão com outra anã branca, iniciando assim um colapso catastrófico seguindo de uma explosão espetacular como supernova. As supernovas do Tipo Iax também desenvolvem uma anã branca como estrela central, mas nesse caso ela pode sobreviver ao evento explosivo. As supernovas do Tipo Iax são muito mais apagadas e mais raras do que as supernovas do Tipo Ia, e o exato mecanismo de como funcionam ainda é questão de debate.

A forma exuberante de quatro pontas de estrelas em primeiro plano distribuídos ao redor da ESO 162-17 também chama a atenção. Isso é um efeito óptico introduzido à medida que a luz que está entrando no Hubble é difratada pelas quatro armações que suportam o espelho secundário do telescópio espacial Hubble.

Fonte: ESA

Uma galáxia com formato de anel

Como pode uma galáxia tomar a forma de um anel?

© Hubble (galáxia AM 0644-741)

A imagem acima mostra  a borda da galáxia azul com uma imensa estrutura galáctica em forma de anel com cerca de 150.000 anos-luz de diâmetro, que é composta na sua maioria de estrelas massivas brilhantes recém-formadas. Essa galáxia, conhecida como AM 0644-741 é classificada como uma galáxia de anel, que possui este formato devido a uma imensa colisão galáctica. Quando as galáxias colidem, elas passam uma através da outra, e raramente suas estrelas individuais entram em contato. A forma anelada é o resultado da perturbação gravitacional gerada por uma galáxia intrusa pequena, que passou através de uma galáxia grande. Quando isso acontece, o gás e a poeira interestelar tornam-se condensados, gerando uma onda de formação de estrelas que se move desde o ponto de impacto, como se fosse uma ondulação na superfície de um lago depois de se jogar uma pedra. A galáxia intrusa não aparece na imagem acima obtida pelo telescópio espacial Hubble. Essa imagem foi realizada pelo Hubble para comemorar o aniversário de lançamento do telescópio espacial em 1990. A galáxia de anel AM 0644-741 localiza-se a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Revelado campo magnético intenso próximo de buraco negro supermassivo

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelou um campo magnético extremamente potente, muito além do que tinha sido anteriormente detectado no núcleo de uma galáxia, muito próximo do horizonte de eventos de um buraco negro supermassivo.

© ESO/L. Calçada (ilustração de um buraco negro supermassivo)

Esta nova observação ajuda os astrônomos a compreender melhor a estrutura e formação destes habitantes massivos dos centros das galáxias e os jatos gêmeos de plasma que frequentemente ejetam a alta velocidade dos seus polos.

Os buracos negros supermassivos, frequentemente com massas de bilhões de vezes a do Sol, situam-se no coração da maior parte das galáxias existentes no Universo. Estes buracos negros podem acretar enormes quantidades de matéria sob a forma de um disco que os rodeia. Enquanto a maioria desta matéria alimenta o buraco negro, uma parte pode escapar momentos antes de ser capturada, sendo lançada no espaço com velocidades próximas da velocidade da luz sob a forma de um jato de plasma. A maneira como isto acontece não é muito bem compreendida, embora se pense que campos magnéticos fortes atuando muito próximo do horizonte de eventos tenham um papel crucial no processo, ajudando a matéria a escapar das “mandíbulas escancaradas da escuridão”.
Até agora, tinham se observado apenas campos magnéticos fracos longe dos buracos negros, a vários anos-luz de distância. Foram detectados campos magnéticos muito mais fracos na vizinhança do buraco negro supermassivo relativamente inativo situado no centro da Via Láctea. Observações recentes mostraram também campos magnéticos fracos na galáxia ativa NGC 1275, detectados nos comprimentos de onda milimétricos.
No entanto, astrônomos da Universidade de Tecnologia Chalmers e do Observatório Espacial Onsala na Suécia, utilizaram o ALMA para detectar sinais diretamente relacionados com um campo magnético intenso localizado muito perto do horizonte de eventos do buraco negro supermassivo da galáxia distante PKS 1830-211. Este campo magnético situa-se precisamente no local onde a matéria é lançada repentinamente para longe do buraco negro sob a forma de um jato.
A equipe mediu a intensidade do campo magnético através da polarização da radiação, à medida que esta se afastava do buraco negro.
“A polarização é uma propriedade importante da luz muito usada na vida diária, por exemplo nos óculos de sol ou nos óculos 3D no cinema”, diz Ivan Marti-Vidal, o autor principal deste trabalho. “Quando produzida naturalmente, a polarização pode ser usada para medir campos magnéticos, uma vez que a radiação muda a sua polarização quando viaja através de um meio magnetizado. Neste caso, a radiação detectada pelo ALMA viajou através da matéria situada muito próximo do buraco negro, um local cheio de plasma altamente magnetizado”.
Os astrônomos aplicaram uma nova técnica de análise desenvolvida para os dados ALMA e descobriram que a direção da polarização da radiação vinda do centro da PKS 1830-211 girou. Os campos magnéticos induzem a rotação de Faraday, que faz com que a polarização rode de diferentes maneiras a diferentes comprimentos de onda. O modo como esta rotação depende do comprimento de onda informa-nos sobre o campo magnético na região. Estes foram os comprimentos de onda mais curtos já usados neste tipo de estudo, o que permitiu que se investigassem regiões muito próximas do buraco negro central. As observações ALMA foram obtidas a um comprimento de onda efetivo de cerca de 0,3 milímetros, enquanto trabalhos anteriores foram executados a comprimentos de onda rádio muito maiores. Apenas a radiação de comprimentos de onda milimétricos consegue escapar de uma região muito próxima do buraco negro, uma vez que a radiação com maiores comprimentos de onda é absorvida.
“Descobrimos sinais claros da rotação da polarização, que são centenas de vezes maiores do que os maiores já encontrados no Universo”, diz Sebastien Muller, co-autor do artigo científico que descreve estes resultados. “A nossa descoberta constitui um enorme passo à frente em termos de frequência observada, graças ao uso do ALMA, e em termos de distância ao buraco negro onde estudamos o campo magnético, da ordem de apenas alguns dias-luz do horizonte de eventos. Estes resultados, assim como estudos futuros, ajudarão a perceber o que é que se passa realmente na vizinhança imediata dos buracos negros supermassivos.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “A strong magnetic field in the jet base of a supermassive black hole” que foi publicado hoje na revista Science.

Fonte: ESO

As galáxias gigantes morrem de dentro para fora

Astrônomos mostraram pela primeira vez como é que a formação estelar em galáxias “mortas” se desligou há bilhões de anos atrás.

© Hubble (galáxia elíptica IC 2006)

O Very Large Telescope (VLT) do ESO e o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA revelaram que três bilhões de anos após o Big Bang, estas galáxias ainda formavam estrelas nas suas periferias, mas isso já não acontecia nos seus interiores. O desligar da formação estelar parece ter-se iniciado nos núcleos das galáxias, espalhando-se depois para as regiões mais externas.

Um dos principais mistérios da astrofísica prende-se com o fato de saber como é que as galáxias elípticas massivas adormecidas, bastante comuns no Universo atual, extinguiram as suas antes intensas taxas de formação estelar. Tais galáxias colossais, muitas vezes também chamadas esferóides devido à sua forma, possuem tipicamente dez vezes mais estrelas nas suas regiões centrais do que as que tem a nossa galáxia, a Via Láctea, e contêm também cerca de dez vezes mais massa.
Os astrônomos referem-se a estas galáxias como sendo vermelhas e mortas, uma vez que possuem uma enorme abundância de estrelas vermelhas velhas, mas falta-lhes estrelas azuis jovens, e não mostram sinais de formação estelar recente. As idades estimadas das estrelas vermelhas sugerem que as suas galáxias hospedeiras deixaram de formar novas estrelas há cerca de dez bilhões de anos atrás. Este desligar da formação estelar começou logo após o pico de formação estelar no Universo, quando muitas galáxias ainda estavam formando estrelas a uma taxa cerca de vinte vezes maior do que atualmente.
“Estas galáxias esferóides muito massivas contêm cerca de metade de todas as estrelas que o Universo produziu durante toda a sua vida”, disse Sandro Tacchella do ETH Zurich na Suíça, autor principal do artigo que descreve estes resultados. “Não podemos dizer que compreendemos como é que o Universo evoluiu e se tornou no que hoje é, se não compreendermos primeiro como é que estas galáxias evoluíram”.
Tacchella e colegas observaram um total de 22 galáxias de massas diferentes, numa época que corresponde a cerca de três bilhões de anos depois do Big Bang. O instrumento SINFONI montado no VLT coletou radiação desta amostra de galáxias, mostrando de modo preciso onde é que se encontravam as estrelas recém formadas. O SINFONI pode fazer estas medições detalhadas de galáxias distantes graças ao seu sistema de ótica adaptativa, que consegue cancelar a maior parte dos efeitos de distorção da atmosfera terrestre.
Os pesquisadores apontaram também o telescópio espacial Hubble à mesma amostra de galáxias, tirando partido da posição do telescópio no espaço, acima da atmosfera do nosso planeta. A câmara WFC3 do Hubble obteve imagens no infravermelho próximo, revelando a distribuição espacial das estrelas mais velhas nestas galáxias.
“O que é extraordinário é que o sistema de ótica adaptativa do SINFONI pode contrabalançar em grande parte os efeitos atmosféricos e nos dizer onde é que as novas estrelas estão nascendo, fazendo-o com a mesma precisão com que o Hubble nos dá a distribuição de massas estelares”, comenta Marcella Carollo, também do ETH Zurich e co-autora do estudo.

© ESO (as galáxias morrem de dentro para fora)

De acordo com os novos dados, as galáxias mais massivas da amostra mantiveram uma produção estável de novas estrelas nas suas periferias. Contudo, nos seus centros densamente povoados, a formação estelar já se encontrava desligada nesta época.
“Esta interrupção da formação estelar ocorrendo de dentro para fora em galáxias massivas, agora demonstrada, deverá ajudar-nos a compreender os mecanismos subjacentes envolvidos, os quais têm sido extensivamente debatidos desde há muito tempo na comunidade astronômica“, diz Alvio Renzini, do Observatório de Pádua, Instituto Nacional de Astrofísica italiano.
Uma teoria promissora para explicar este fenômeno é que os materiais necessários à formação das estrelas são espalhados por enxurradas de energia liberadas pelo buraco negro supermassivo central da galáxia, à medida que este devora enormes quantidades de matéria. Outra ideia diz que o gás deixa de fluir para o interior da galáxia, deixando-a sem combustível para formar novas estrelas e transformando-a num esferóide vermelho e morto.
“Há muitas sugestões teóricas diferentes para explicar os mecanismos físicos que levaram à morte destes esferóides massivos”, diz a co-autora Natascha Förster Schreiber, do Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik em Garching, Alemanha. “Descobrir que a extinção da formação estelar começou nos centros, tendo depois progredido para o exterior da galáxia é um passo muito importante para compreender como é que o Universo se transformou no que hoje é”.

Estes resultados serão publicados amanhã na revista Science.

Fonte: ESO

Descoberto exoplaneta gigante gasoso através de lente gravitacional

Astrônomos usando o telescópio espacial Spitzer da NASA e o telescópio polonês Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) no Observatório de Las Campanas no Chile descobriram um dos mais distantes exoplanetas conhecidos, um planeta gigante gasoso localizado a aproximadamente 13.000 anos-luz de distância e chamado de OGLE-2014-BLG-0124LB.

© CfA/Christine Pulliam (ilustração de um exoplaneta massivo)

O efeito de microlente é uma forma de lente gravitacional na qual a luz de uma fonte de fundo é curvada pelo campo gravitacional de uma lente de primeiro plano para criar imagens distorcidas.

A técnica como um todo já foi responsável por descobrir três dezenas de planetas, com o mais distante localizado a 25.000 anos-luz de distância, o OGLE-2008-BLG-092LAb. Contudo, metade desses exoplanetas não podem ter sua localização precisamente definida.

Nesse ponto é onde o telescópio Spitzer pode ajudar os astrônomos, graças à sua órbita. O telescópio circula o nosso Sol, e está atualmente a cerca de 207 milhões de quilômetros da Terra.

Quando o Spitzer observa um evento de microlente simultaneamente com um telescópio na Terra, ele vê a estrela brilhando num tempo diferente, devido à grande distância entre os dois telescópios e seus pontos de vista único. Essa técnica recebe o nome de paralaxe.

“O Spitzer é o primeiro telescópio espacial a fazer medidas de paralaxe para microlentes para um planeta. Técnicas de paralaxe tradicionais que empregam telescópios em Terra não são tão efetivas como quando empregadas à grandes distâncias”, disse Jennifer Yee, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA).

No caso do OGLE-2014-BLG-0124Lb, a duração do evento de microlente acontece com 150 dias de comprimento. Tanto o OGLE como o Spitzer detectaram o aumento do exoplaneta, com o Spitzer observando 20 dias antes. Esse tempo de intervalo entre a observação do evento pelos telescópios foi usado para calcular a distância para estrela e para o exoplaneta.

Sabendo a distância pode-se então determinar a massa do OGLE-2014-BLG-0124Lb, que tem cerca metade da massa de Júpiter.

De acordo com os astrônomos, o planeta com massa de 0,5 vezes a massa de Júpiter orbita uma estrela com massa de 0,7 vezes a massa do Sol, a uma distância de 3,1 UA.

O estudo foi publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Galáxia espiral com um único braço

Enquanto a maior parte das galáxias, incluindo a nossa Via Láctea, possuem dois ou mais braços espirais, a NGC 4725 possui apenas um.

© Martin Pugh (NGC 4725)

Nessa imagem composta e colorida, a galáxia de um único braço parece ter sido soprada de um anel proeminente de aglomerados de estrelas recém-nascidas, azulado e de regiões de formação de estrelas avermelhadas. A estranha galáxia também apresenta linhas de poeira escuras e uma barra central amarelada composta de uma população estelar mais velha. A NGC 4725 tem mais de 100 mil anos-luz de diâmetro e localiza-se a cerca de 41 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Coma Berenices. Simulações computacionais da formação de braços espirais únicos sugerem que eles podem estar tanto à direita como à esquerda com relação à rotação da galáxia. Na imagem também pode-se observar uma galáxia espiral mais distante, ostentando uma aparência visivelmente mais tradicional.

Fonte: NASA

Primeiros sinais de matéria escura se interagindo?

Pela primeira vez, a matéria escura pode ter sido observada interagindo consigo mesma de uma maneira que não é através da força da gravidade.

© ESO (aglomerado de galáxias Abell 3827)

Observações de galáxias em colisão obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO deram as primeiras pistas intrigantes acerca da natureza desta misteriosa componente do Universo.

Com o auxílio do instrumento MUSE montado no VLT do ESO, no Chile, e de imagens do telescópio espacial Hubble, uma equipe de astrônomos estudou a colisão simultânea de quatro galáxias do aglomerado de galáxias Abell 3827. A equipe pôde traçar onde é que a massa se encontra no sistema e comparar a distribuição de matéria escura com as posições das galáxias luminosas.
Embora a matéria escura não possa ser observada, a equipe pôde deduzir a sua localização usando uma técnica chamada lente gravitacional. A colisão ocorreu, por mero acaso, em frente de uma fonte muito mais distante, sem relação nenhuma com estes objetos. A massa da matéria escura em torno das galáxias em colisão distorceu fortemente o espaço-tempo, fazendo desviar o caminho percorrido pelos raios de luz emitidos pela galáxia distante que se encontra no campo de fundo, e distorcendo por isso a sua imagem em formatos de arcos.
O que sabemos atualmente é que as galáxias existem em meio a aglomerações de matéria escura. Sem o efeito confinante da gravidade da matéria escura, galáxias como a Via Láctea se despedaçariam à medida que giram. Para que isso não aconteça, 85% da massa do Universo deve existir sob a forma de matéria escura, no entanto a sua verdadeira natureza permanece ainda um mistério. Os astrônomos descobriram que o conteúdo total massa/energia do Universo está separado segundo as seguintes proporções: 68% de energia escura, 27% de matéria escura e 5% de matéria dita normal. Por isso, se descartarmos a energia escura, 85% do total de matéria (sendo o total de matéria 27% + 5%) estará relacionado com a fração de matéria dita escura (já que 27/32 ~ 0,85).
Neste estudo, os astrônomos observaram as quatro galáxias em colisão e descobriram que uma das aglomerações de matéria escura parece estar ficando para trás da galáxia que rodeia. A matéria escura encontra-se atualmente a 5.000 anos-luz (50.000 trilhões de quilômetros) atrás da galáxia; a sonda espacial Voyager da NASA levaria 90 milhões de anos para chegar a uma tal distância da Via Láctea.
Um desvio entre a matéria escura e a sua galáxia associada é algo que se prevê que possa acontecer durante colisões se a matéria escura interagir consigo própria, mesmo que de forma sutil, através de forças que não a gravidade. No entanto, nunca se observou anteriormente matéria escura interagindo de outro modo sem ser por ação da força da gravidade. Simulações de computador mostram que o atrito extra da colisão faria com que a matéria escura se movesse mais devagar. A natureza dessa interação é desconhecida; poderia ser causada por efeitos bem conhecidos ou por alguma força exótica desconhecida. Tudo o que podemos dizer nesta fase é que não se trata da gravidade. As quatro galáxias podem ter sido separadas da sua matéria escura. No entanto, temos apenas uma boa medida para uma delas, já que, devido a um alinhamento casual, o objeto está sofrendo o efeito de lente gravitacional. No caso das outras três galáxias, as imagens afetadas pela lente gravitacional estão mais afastadas, e por isso os limites relativos à localização da sua matéria escura são demasiado amplos para que se possam tirar conclusões significativas.
O autor principal do estudo Richard Massey, da Universidade de Durham, explica: “Pensávamos que a matéria escura estava apenas ali, não interagindo de outra forma que não fosse pelo efeito da gravidade. No entanto, se a matéria escura está ficando lentamente atrasada durante esta colisão, isto pode ser a primeira evidência de uma rica física no setor escuro, ou seja, no Universo escondido que nos rodeia”.
Os pesquisadores dizem que precisam investigar outros efeitos que poderiam também dar origem a este atraso. Terão que ser feitas observações semelhantes de outras galáxias e simulações de computador de colisões de galáxias.
Liliya Williams, membro da equipe da Universidade de Minnesota, acrescenta: “Sabemos que a matéria escura existe devido ao modo como interage gravitacionalmente, ajudando a moldar o Universo, mas sabemos ainda muito pouco sobre o que ela realmente é. As nossas observações sugerem que a matéria escura pode interagir através de forças sem ser a gravidade, o que significa que poderemos excluir algumas teorias chave sobre a sua natureza”.
Este resultado dá sequência a um resultado recente desta equipe, que observou 72 colisões de aglomerados de galáxias e descobriu que a matéria escura interage muito pouco consigo própria.

O novo trabalho, no entanto, diz respeito ao movimento das galáxias individuais, em vez de tratar dos aglomerados de galáxias como um todo. Os pesquisadores dizem que a colisão entre estas galáxias poderia ter durado mais tempo do que as colisões observadas no estudo anterior, permitindo que os efeitos de uma força de atrito minúscula crescessem com o tempo, dando origem a um desvio possível de ser medido. A principal incerteza no resultado é a duração da colisão: o atrito que atrasou a matéria escura pode ter sido exercida por uma força muito fraca que atuou durante cerca de um bilhão de anos ou alternativamente por uma força relativamente mais forte que atuou “apenas” durante 100 milhões de anos.
Em conjunto, estes dois resultados limitam o comportamento da matéria escura pela primeira vez. Massey acrescenta: “Estamos finalmente chegando na matéria escura, vindos de cima e de baixo, ou seja, vamos confinando o nosso conhecimento nas duas direções”.

Fonte: ESO

Erupções solares podem ter efeitos profundos em planetas desprotegidos

Apesar de ainda não conhecermos tudo o que é necessário para construir um planeta propício à vida, é sabido que a interação entre o Sol e a Terra é essencial para tornar o nosso planeta habitável, um equilíbrio entre uma estrela que fornece energia e um planeta que pode proteger-se das mais duras emissões solares.

© ESA/NASA/SOHO/JHelioviewer (ejeção de massa coronal)

Uma relativamente pequena nuvem de material solar pode ser vista na imagem acima escapando do Sol na parte superior esquerda deste filme capturado pela sonda SOHO no dia 19 de Dezembro de 2006.

O nosso Sol emite constantemente luz, energia e um fluxo de partículas chamado vento solar que banha os planetas à medida que viaja pelo espaço. Também ocorrem ejeções de massa coronal, ou EMC, as maiores erupções de material solar que podem perturbar a atmosfera em torno de um planeta. Na Terra, parte do impacto destas EMC é desviado por uma bolha magnética natural chamada magnetosfera.

Mas alguns planetas, como Vênus, não têm magnetosferas protetivas e isso pode assinalar más notícias. No dia 19 de dezembro de 2006, o Sol libertou uma pequena e lenta nuvem de material solar. No entanto, quatro dias depois, esta EMC foi poderosa o suficiente para arrancar quantidades significativas de oxigênio da atmosfera de Vênus e enviá-lo para o espaço, onde se perdeu para sempre.

Aprender porque é que uma EMC pequena teve um impacto tão forte pode ter consequências profundas para entender o que faz com que um planeta seja propício à vida.

"E se a Terra não tivesse essa magnetosfera protetora?", pergunta Glyn Collinson, autor principal do estudo, do Goddard Space Flight Center da NASA. "Será que a magnetosfera é um pré-requisito para um planeta que sustente vida? Ainda não sabemos, mas podemos estudar estas questões ao observar planetas sem magnetosferas, como Vênus."

O trabalho de Collinson começou com dados da sonda Venus Express da ESA, que chegou a Vênus em 2006 e realizou uma missão de oito anos. Estudando dados do seu primeiro ano, Collinson notou que no dia 23 de dezembro de 2006, a atmosfera de Vênus perdeu oxigênio a um ritmo incrível. Ao mesmo tempo que as partículas escapavam, os dados também mostravam que algo invulgar estava acontecendo ao vento solar que passava pelo planeta.

Para saber mais, Collinson trabalhou com Lan Jian, uma cientista espacial do Goddard Space Flight Center, especializada em identificar eventos no vento solar. Usando dados da Venus Express, Jian tentou descobrir o que tinha atingido o planeta. Parecia ser uma EMC, por isso olhou então para observações da sonda SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) da ESA e da NASA. Identificaram uma EMC fraca no dia 19 de dezembro, candidata provável para o que avistaram quatro dias depois perto de Vênus. Ao medir o tempo que levou a chegar a Vênus, estabeleceram que movia-se a mais de 320 km/s, o que é extremamente lento para os padrões das EMC, mais ou menos a mesma velocidade do próprio vento solar.

Os cientistas dividem as EMC em duas grandes categorias: aquelas rápidas o suficiente para conduzir uma onda de choque à sua frente enquanto afastam-se do Sol, e aquelas que se movem muito mais lentamente, como a chegada do nevoeiro. As EMC rápidas já foram observadas em outros planetas e sabe-se que afetam a fuga atmosférica, mas ninguém tinha ainda observado os efeitos de uma EMC lenta.

"O Sol expeliu uma EMC nada impressionante," afirma Collinson. "Mas o planeta reagiu como se tivesse sido atingido por algo enorme. Ao que parece, é como a diferença entre colocar uma lagosta em água fervendo, contra colocando-a em água fria e aquecendo a água lentamente. De qualquer das maneiras, a lagosta está em maus lençóis."

Da mesma forma, os efeitos da EMC pequena acumularam-se ao longo do tempo, arrancando parte da atmosfera de Vênus e puxando-a para o espaço. Esta observação não prova que cada EMC pequena tem um efeito semelhante, mas deixa claro que tal é possível. Por sua vez, isto sugere que, sem uma magnetosfera, a atmosfera de um planeta é intensamente vulnerável aos eventos meteorológicos do Sol.

Vênus é um planeta particularmente inóspito: é 10 vezes mais quente que a Terra com uma atmosfera tão espessa que o máximo que um módulo de aterrissagem sobreviveu, à superfície, antes de ser esmagado, foi pouco mais de duas horas. Talvez estas vulnerabilidades às tempestades solares tenham contribuído para este ambiente. Independentemente disso, a compreensão exata do efeito que a falta de uma magnetosfera tem num planeta como Vênus pode ajudar-nos a perceber mais sobre a habitabilidade de outros planetas que descobrimos além do nosso Sistema Solar.

Os pesquisadores examinaram detalhadamente os seus dados para ver se conseguiam determinar o mecanismo que expulsava a atmosfera. A EMC tinha claramente empurrado o arco de choque da atmosfera em torno de Vênus. Os cientistas também observaram ondas dentro do arco de choque 100 vezes mais poderosas do que aquelas normalmente presentes.

"É como aquilo que vemos em frente de uma rocha durante uma tempestade à medida que passa uma onda," afirma Collinson. "O espaço em frente de Vênus tornou-se muito turbulento."

A equipe desenvolveu três hipóteses para o mecanismo que empurrou o oxigênio para o espaço. Em primeiro lugar, até uma EMC lenta aumenta a pressão do vento solar, que pode ter interrompido o fluxo normal da atmosfera ao redor do planeta da frente para trás, ao invés forçando-a para o espaço. A segunda possibilidade é que os campos magnéticos que viajam com a EMC mudaram os campos magnéticos normalmente induzidos em torno de Vênus pelo vento solar para uma configuração que pode provocar fuga atmosférica. Ou, em terceiro lugar, as ondas dentro do arco de choque de Vênus podem ter transportado partículas à medida que se moviam.

Collinson diz que vai continuar estudando os oito anos de dados da Venus Express em busca de mais informações, mas ressalta que é preciso sorte para encontrar outra EMC perto de outro planeta. Perto da Terra, temos várias sondas espaciais que podem observar uma EMC a deixar o Sol e os seus efeitos perto da Terra, mas é difícil seguir estes eventos perto de outros planetas.

Esta foi uma observação rara de uma EMC que fornece informações cruciais sobre um planeta tão diferente do nosso, e por sua vez sobre a Terra. Quanto mais aprendemos sobre outros mundos, mais aprendemos sobre a história do nosso próprio planeta e o que o tornou tão favorável à vida.

Estes resultados foram publicados na revista Journal of Geophysical Research.

Fonte: Goddard Space Flight Center

O Sistema Solar está inundado de água

As missões científicas exploram o nosso Sistema Solar e procuram novos mundos, e estão encontrando água em lugares surpreendentes.

© NASA (ilustração do Sistema Solar e além)

A água é apenas parte da nossa busca por planetas habitáveis e vida para além da Terra, mas a água une muitos mundos, aparentemente sem relação, de forma inesperada.

"As atividades científicas facultaram uma onda de descobertas surpreendentes relacionadas com a água nos últimos anos, que nos inspiram a continuar investigando as nossas origens e as possibilidades fascinantes para outros mundos, e vida, no Universo," afirma Ellen Stofan, cientista-chefe da agência espacial.

Os elementos químicos na água, hidrogênio e oxigênio, são os elementos mais abundantes no Universo. Os astrônomos vêm a assinatura da água em nuvens moleculares gigantes entre as estrelas, em discos de material que representam sistemas planetários recém-nascidos e nas atmosferas dos planetas gigantes que orbitam outras estrelas.

Existem vários mundos que se pensa possuírem água líquida por baixo da superfície, e muitos mais que têm água sob a forma de gelo ou vapor. A água pode ser encontrada em corpos primitivos como cometas e asteroides, e em planetas anões como Ceres. Pensa-se que as atmosferas e interiores dos quatro planetas gigantes, Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno, contenham quantidades enormes de material molhado, e as suas luas e anéis têm grandes quantidades de água gelada.

Talvez os mundos de água mais surpreendentes sejam as cinco luas geladas de Júpiter e Saturno que mostram fortes evidências de oceanos por baixo da superfície: Ganimedes, Europa e Calisto em Júpiter, e Encélado e Titã em Saturno.

Através do telescópio espacial Hubble recentemente foi possível coletar evidências poderosas de que Ganimedes tem um oceano subsuperficial de água salgada, provavelmente entre duas camadas de gelo.

Pensa-se que Europa e Encélado tenham um oceano de água líquida por baixo da superfície em contato com rochas ricas em minerais, e que tenham os três ingredientes necessários para a vida como a conhecemos: água líquida, elementos químicos essenciais para os processos biológicos e fontes de energia que podem ser usadas por seres vivos. A missão Cassini da NASA revelou que Encélado é um mundo ativo de geysers de gelo. Pesquisas recentes sugerem que pode ter atividade hidrotermal no fundo do seu oceano, um ambiente potencialmente adequado aos organismos vivos.

Outras missões da NASA também encontraram sinais de água em crateras permanentemente à sombra em Mercúrio e na Lua, que mantêm um registo de impactos gelados ao longo dos tempos, como uma espécie de lembranças criogênicas.

Apesar do nosso Sistema Solar parecer estar inundado em alguns lugares, outros parecem ter perdido grandes quantidades de água.

Em Marte, sondas da NASA descobriram evidências claras de que o Planeta Vermelho teve água à sua superfície durante longos períodos do seu passado distante. O rover Curiosity descobriu um leito antigo que existia no meio de condições favoráveis para a vida como a conhecemos.

Mais recentemente, cientistas da NASA que usavam telescópios terrestres foram capazes de estimar a quantidade de água que Marte perdeu ao longo do tempo. Concluíram que o planeta já teve água líquida suficiente para formar um oceano que ocupava quase metade do hemisfério norte de Marte, em algumas regiões atingindo profundidades superiores a 1,6 km. Mas para onde foi a água?

Claro, parte está nas calotes polares de Marte e por baixo da superfície. Também pensamos que grande parte da atmosfera primitiva de Marte foi arrancada pelo vento de partículas carregadas que provém do Sol, fazendo com que o planeta secasse. A missão MAVEN da NASA está seguindo esta pista a partir da órbita marciana.

A história de como Marte secou está intimamente ligada à forma como a atmosfera do Planeta Vermelho interage com o vento solar. Os dados das missões solares incluindo a STEREO, SDO (Solar Dynamics Observatory) e a planejada Solar Probe Plus são vitais para ajudar a compreender melhor o que aconteceu.

A compreensão da distribuição da água no nosso Sistema Solar diz-nos muito sobre como os planetas, luas, cometas e outros corpos formaram-se há 4,5 bilhões de anos atrás a partir do disco de gás e poeira que rodeava o nosso Sol. O espaço mais perto do Sol era mais quente e seco do que o espaço mais longe do Sol, que era frio o suficiente para a água condensar. A linha divisória, chamada "linha de neve", situava-se mais ou menos na órbita atual de Júpiter. Ainda hoje, essa é a distância aproximada do Sol a partir da qual o gelo na maioria dos cometas começa a derreter e estes se tornam"ativos. O seu jato brilhante liberta água gelada, vapor, poeira e outros produtos químicos, que se pensa formarem os alicerces da maioria dos mundos do Sistema Solar exterior.

Os cientistas pensam que, no início, o Sistema Solar era demasiado quente para a água condensar em líquido ou gelo nos planetas interiores, por isso teve que ser obtida possivelmente por cometas e asteroides. A missão Dawn da NASA está atualmente estudando Ceres, o maior corpo do cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter. Os pesquisadores pensam que Ceres pode ter uma composição rica em água parecida com alguns dos corpos que trouxeram água aos três planetas rochosos e interiores, incluindo a Terra.

A água do planeta gigante Júpiter possui uma peça crítica do quebra-cabeça da formação do Sistema Solar. Júpiter foi provavelmente o primeiro planeta a ser formado e contém a maioria do material que não foi incorporado no Sol. As principais teorias sobre a sua formação dependem da quantidade de água que o planeta absorveu. Para ajudar a resolver este mistério, a missão Juno da NASA vai medir esta quantidade importante em meados de 2016.

Olhando mais longe, a observação da formação de outros sistemas planetários é como um vislumbre das imagens do Sistema Solar quando este era jovem, e a água desempenha um papel muito importante nessa história. Por exemplo, o telescópio espacial Spitzer da NASA observou sinais de uma chuva de cometas ricos em água num sistema jovem, semelhante ao bombardeamento que os planetas do nosso Sistema Solar sofreram durante a sua juventude.

Com o estudo dos exoplanetas será possível descobrir se existem outros mundos ricos em água como o nosso. Na verdade, o nosso conceito básico do que torna um planeta adequado à vida está intimamente ligado com a água: cada estrela tem uma zona habitável, o intervalo de distâncias em torno da qual as temperaturas não são nem demasiado quentes nem demasiado frias para a água existir no estado líquido. A missão Kepler da NASA foi desenhada com isto em mente. O Kepler procura planetas na zona habitável ao redor de muitos tipos de estrelas.

Tendo recentemente verificado o seu milésimo planeta, os dados do Kepler confirmam que os tamanhos mais comuns para planetas são apenas um pouco maiores do que a Terra. Os astrônomos pensam que muitos desses mundos podem estar cobertos inteiramente por oceanos profundos. O sucessor da missão principal do Kepler, a missão K2, continua observando as diminuições de brilho estelar a fim de descobrir novos mundos.

A futura missão da agência espacial, TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), vai procurar exoplanetas do tamanho terrestre e super-Terras em torno de estrelas brilhantes da vizinhança solar. Alguns dos planetas que o TESS descobrir podem ter água e o próximo grande observatório espacial da NASA, o telescópio espacial James Webb, vai examinar em grande detalhe a atmosfera desses mundos especiais.

"É fácil esquecermo-nos que a história da água da Terra, desde os aguaceiros ligeiros até aos rios furiosos, está intimamente ligada à maior história do nosso Sistema Solar e além. Mas a nossa água veio de algum outro lugar, cada mundo no nosso Sistema Solar partilha da mesma fonte de água. Assim sendo, vale a pena considerar que o próximo copo de água que bebermos pode facilmente ter sido parte de um cometa ou de um asteroide, ou do oceano de uma lua, ou do há muito desaparecido mar à superfície de Marte. E note que o céu noturno está repleto de exoplanetas formados por processos semelhantes aos que formaram o nosso planeta natal, onde ondas delicadas alcançam as margens dos mares alienígenas", disse Preston Dyches.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Novas evidências sobre a formação da Lua

A formação da Lua por muito tempo tem sido um mistério para a astronomia, mas novos estudos estão suportando a teoria de que a Lua foi formada a partir de detritos deixados para trás de uma colisão entre a Terra recém-nascida e uma rocha do tamanho de Marte, com uma camada superficial de meteoritos cobrindo ambos os corpos após a colisão.

© Hagai Perets (ilustração da colisão que formou a Terra e a Lua)

A Terra nasceu a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, e acreditam-se que a Lua nasceu pouco tempo depois. A explicação mais aceita atualmente para a origem da Lua, conhecida como a hipótese do impacto gigante, foi proposta pela primeira vez na década de 1970. Ela sugere que a Lua resultou da colisão de dois protoplanetas, ou mundos embrionários. Um desses mundos era a Terra recém-formada e o outro um objeto do tamanho de Marte, conhecido como Theia. A Lua então, depois da colisão, se formou a partir dos detritos.

Os desafios dessa explicação estão relacionados à química da Lua. A maior parte dos modelos da teoria do impacto gigante, diz que mais de 60% da Lua deveria ser feita de material originado de Theia. O problema é que a maior parte dos corpos no Sistema Solar possuem uma química única, e a Terra, Theia e consequentemente a Lua também deveriam ter. Contudo, amostras de rochas da Lua revelaram que ela é mais similar com a Terra do que os modelos previam.

“Em termos de composição, a Terra e a Lua são quase gêmeas, suas composições diferem em poucas parte em um milhão”, disse a principal autora do estudo Alessandra Mastrobuono-Battisti, uma astrofísica no Instituto Israel de Tecnologia em Haifa. “Essa contradição tem criado uma grande sombra sobre o modelo do impacto gigante”.

Para iluminar esse mistério, Mastrobuono-Battisti e seus colegas simularam colisões no início do Sistema Solar entre 85 a 90 protoplanetas, cada um deles com cerca de 10% da massa da Terra, e entre 1.000 a 2.000 corpos menores, chamados de planetesimais. Cada um desses últimos com uma massa de cerca de 0,25% a massa da Terra.

Os pesquisadores simularam as colisões levando em consideração um padrão de disco que se estendia de 0,5 UA até 4,5 UA (Unidade Astronômica) de distância do Sol.

Os cientistas descobriram que entre 100 milhões a 200 milhões de anos depois dos modelos terem começados a rodar, cada simulação tipicamente produziu entre três e quatro planetas rochosos, com o maior deles com uma massa comporável à massa da Terra. Esses mundos eram compostos de material que era distinto um dos outros. Contudo, eles também encontraram que entre 20% a 40% do tempo, a composição de um dos planetas era muito similar à composição do último protoplaneta que tinha colidido com ele. Essa semelhança é cerca de 10 vezes maior do que as estimativas anteriores.

“O aspecto mais surpreendente e animador foi encontrar a possibilidade de termos novas ideias que podem iluminar um mistério de mais de 30 anos”, disse o co-autor do estudo Hagai Perets, um astrofísico do Instituto de Tecnologia de Haifa. “Pares de planetas e corpos impactantes não são tão raros assim”.

A razão para essa similaridade na composição tem sido feita com as órbitas ocupadas por esses corpos em colisão. A composição desses objetos variava de acordo com a quantidade de calor que eles recebiam; por exemplo, quanto mais distante um protoplaneta estava do Sol, mais frio ele era, e assim, ele teria uma probabilidade maior de reter um isótopo relativamente pesado do oxigênio. Os cientistas descobriram que para cada planeta formado, o último protoplaneta a colidir com ele provavelmente compartilhava uma órbita similar. Assim, os protoplanetas que compartilharam locais de nascimento similares, podem também compartilhar uma composição similar.

Essas descobertas sugerem que a composição similar da Terra e da Lua poderia ser uma consequência natural de um impacto gigante. Essa teoria também explica por que suas composições diferem daquelas de outros corpos no Sistema Solar, dizem os pesquisadores.

Outro desafio para entender  como a Lua e a Terra se formaram tem relação com o tungstênio. Esse metal tem características altamente siderófilas significando que ele se liga fortemente com o ferro, e poderia ter uma forte tendência para se mover para o núcleo da Terra rico em ferro. Contudo, a crosta da Terra e o manto, possui um excesso de elementos siderófilos como o tungstênio.

Pesquisas anteriores sugerem que os elementos ligados ao ferro agora vistos na Terra, vieram de um uma camada superficial de material do espaço que se acumulou em ambos os corpos depois do impacto gigante que formou a Lua e depois formou o núcleo da Terra. Se essa teoria for verdadeira, então os níveis de isótopos de tungstênio da Terra deveriam ser diferentes daqueles encontrados na Lua. Agora, outros dois estudos independentes revelaram que de fato existe essa diferença prevista entre a quantidade de isótopos de tungstênio na Terra e na Lua.

Os cientistas analisaram as rochas lunares e descobriram um excesso na abundância do isótopo tungstênio-182 na Lua se comparado com a quantidade presente no núcleo da Terra atualmente. “Essa é a primeira vez que nós podemos resolver essas pequenas diferenças”, disse o cosmoquímico Thomas Kruijer na Universidade de Münster na Alemanha, principal autor de um dos dois estudos. “Definir esse valor com precisão é um passo muito importante para os estudos posteriores”.

Essa diferença é melhor explicada pela teoria sobre as diferentes proporções de tungstênio-182 que se acumularam em cada corpo depois do impacto gigante que formou a Lua.

Fonte: Nature

Descobertas moléculas orgânicas complexas num sistema estelar jovem

Astrônomos detectaram pela primeira vez a presença de moléculas orgânicas complexas, os blocos constituintes da vida, num disco protoplanetário que rodeia uma estrela jovem.

© NRAO/B. Saxton (ilustração do disco protoplanetário que rodeia a jovem estrela MWC 480)

A descoberta, feita com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), confirma que as condições que deram origem à Terra e ao Sol não são únicas no Universo.

As novas observações do ALMA revelam que o disco protoplanetário que rodeia a estrela jovem MWC 480 contém enormes quantidades de cianeto de metila ou acetonitrila (CH3CN), uma molécula complexa baseada no carbono. Encontrou-se em torno de MWC 480 cianeto de metila em quantidade suficiente para encher todos os oceanos da Terra. Esta estrela tem apenas um milhão de anos. Em termos de comparação, o Sol tem mais de quatro bilhões de anos de idade. O nome MWC 480 faz referência ao Catálogo do Mount Wilson de estrelas B e A com linhas brilhantes de hidrogênio nos seus espectros.
Tanto esta molécula como a sua prima mais simples, o cianeto de hidrogênio (HCN), foram encontradas nas regiões periféricas mais frias do disco recém formado da estrela, numa região que os astrônomos pensam ser análoga ao Cinturão de Kuiper, o reino dos planetesimais gelados e dos cometas no nosso Sistema Solar, situado depois da órbita de Netuno.
Os cometas retêm informação inalterada da química primordial do Sistema Solar, do período da formação planetária. Pensa-se que os cometas e asteroides do Sistema Solar exterior trouxeram para a jovem Terra água e moléculas orgânicas, o que ajudou a preparar o terreno para o desenvolvimento da vida primordial.
“Os estudos de cometas e asteroides mostram que a nebulosa que deu origem ao Sol e aos planetas era rica em água e componentes orgânicos complexos”, diz Karin Öberg, astrônoma no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Massachusetts, EUA e autora principal de um artigo científico que descreve estes resultados.
“Temos agora mais evidências de que a mesma química existe em outros lugares do Universo, em regiões que poderão eventualmente formar sistemas solares parecidos ao nosso”. Isto é particularmente intrigante, diz Öberg, uma vez que as moléculas encontradas em MWC 480 têm concentrações semelhantes às dos cometas do Sistema Solar.
A estrela MWC 480, que tem cerca de duas vezes a massa do Sol, situa-se a 455 anos-luz de distância na região de formação estelar do Touro. O disco que a rodeia encontra-se numa fase inicial de evolução, tendo coalescido recentemente a partir de uma nebulosa fria e escura de gás e poeira. Estudos feitos com o ALMA e com outros telescópios ainda não detectaram nenhum sinal óbvio de formação planetária no disco, embora observações a resoluções mais elevadas possam eventualmente revelar estruturas semelhantes às da estrela HL Tauri, a qual é essencialmente da mesma idade.
Os astrônomos sabem já há algum tempo que as nuvens interestelares frias e escuras são fábricas muito eficientes de formação de moléculas orgânicas complexas, incluindo um grupo de moléculas conhecidas por cianetos. Os cianetos, e mais particularmente o cianeto de metila, são importantes porque contêm ligações carbono-nitrogênio, as quais são essenciais à formação de aminoácidos, a base das proteínas e os blocos constituintes da vida.
Até agora, não era evidente se estas mesmas moléculas orgânicas complexas se formariam de forma natural e sobreviveriam ao ambiente energético de um novo sistema estelar em formação, onde choques e radiação podem facilmente quebrar as ligações químicas.
Tirando o máximo partido da sensibilidade do ALMA, os astrônomos puderam verificar nestas últimas observações que estas moléculas não só sobrevivem nestes ambientes como também prosperam.
O ALMA consegue detectar a fraca radiação milimétrica emitida de forma natural pelas moléculas no espaço. Para estas observações mais recentes os astrônomos utilizaram apenas uma parte das 66 antenas do ALMA, numa época em que o telescópio estava na sua configuração de mais baixa resolução. Estudos posteriores deste e de outros discos protoplanetários com o ALMA nas suas capacidades máximas revelarão pormenores adicionais acerca da evolução química e estrutural de estrelas e planetas.

Um aspecto importante é que as moléculas detectadas pelo ALMA são muito mais abundantes do que as descobertas em nuvens interestelares. Este fato mostra que os discos protoplanetários são extremamente eficientes na formação de moléculas orgânicas complexas e que as conseguem formar em escalas de tempo relativamente curtas. Esta formação rápida é essencial para superar as forças que, de outro modo, quebrariam as moléculas. Adicionalmente, estas moléculas foram detectadas numa parte relativamente calma do disco, numa região que vai de 4,5 a 15 bilhões de quilômetros de distância da estrela central. Apesar de muito distante quando comparada ao tamanho do nosso Sistema Solar, esta região corresponde à zona de formação de cometas nas dimensões de MWC 480.
À medida que o sistema continua evoluindo, os astrônomos pensam que é provável que as moléculas orgânicas existentes nos cometas e em outros corpos gelados sejam levadas para meios mais propícios ao desenvolvimento de vida.
“A partir do estudo de exoplanetas, sabemos que o Sistema Solar não é único no seu número de planetas ou em abundância de água”, conclui Öberg. “Sabemos agora que não somos únicos em química orgânica. Uma vez mais, aprendemos que não somos especiais. Do ponto de vista da vida no Universo, isto são excelentes notícias”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The Cometary Composition of a Protoplanetary Disk as Revealed by Complex Cyanides” de K.I. Öberg et al., cujos resultados foram publicados hoje na revista Nature.

Fonte: ESO